WWW.KONFERENCIYA.SELUK.RU

БЕСПЛАТНАЯ ЭЛЕКТРОННАЯ БИБЛИОТЕКА - Конференции, лекции

 

Pages:     | 1 |   ...   | 3 | 4 || 6 | 7 |   ...   | 8 |

«ВСЕРОССИЙСКАЯ ЕЖЕГОДНАЯ КОНФЕРЕНЦИЯ ПО ФИЗИКЕ СОЛНЦА СОЛНЕЧНАЯ И СОЛНЕЧНО-ЗЕМНАЯ ФИЗИКА – 2010 ТРУДЫ Санкт-Петербург 2010 Сборник содержит доклады, представленные на Всероссийской ...»

-- [ Страница 5 ] --

(http://science.msf.nasa.gov/ssl/pad/solar/sunspot) и измерений общего магниСолнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября тного поля Солнца (ОМПС), выполненных в Станфордской обсерватории в 1975–2010 гг. (http://WSO.Stanford.edu).

ОМПС, характеризующее Солнце как звезду, является интегрированным по видимому диску Солнца значением продольной компоненты крупномасштабного поверхностного магнитного поля Солнца [1]. По сути, это преобладание потока одной из полярностей – разность потоков N- и S- полярностей магнитного поля. Т.е., мы имеем измеренный абсолютный индекс (а не вычисленный!) северо-южной асимметрии.

Исследования цикличности ОМПС обнаружили, что его цикл активности короче длины циклов, определенных по числам Вольфа. Длина 21 и 22 циклов, определенная по расстоянию между экстремумами циклических кривых модуля ОМПС, равна соответственно 9.8 и 9.5 лет.

На рис. 1 приведен ход суточных значений ОМПС – абсолютного измеренного индекса NSA, на рис. 2 – циклические изменения абсолютного NSA и нормализованного NSАn индексов, вычисленных по рядам среднемесячных значений площади солнечных пятен.

Рис. 1. Ход суточных значений напряженности В общего магнитного поля Солнца Рис. 2. Ход абсолютного (NSA, верхняя панель) и нормализированного (NSAn, нижняя панель) индексов асимметрии, вычисленных по рядам среднемесячных значений площади солнечных пятен. Белая линия на нижнем графике – сглаживание по 13 точкам.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября Видно, что знакопеременные, модулированные циклом солнечной активности кривые абсолютных индексов NSA на рис. 1 и верхней панели рис. 2 имеют подобный характер в течение последних трех циклов. Белая линия на нижней панели рис. 2 получена в результате сглаживания по тринадцати точкам нормализованного индекса NSAn среднемесячных значений площади солнечных пятен. Она имеет циклический характер и отображает интервалы преобладания активности в северном (положительные значения) или в южном (отрицательные значения) полушариях. Обращает на себя внимание интервал ~1990–2000 гг., когда цикличность индекса была нарушена, т.е. активность северного и южного полушарий, очевидно, была симметричной.

Рис. 3. Спектры мощности в области периодов 5–25 лет временных рядов: среднемесячных значений суммарной по всему диску площади солнечных пятен (верхний график) и абсолютного и нормализированного индексов асимметрии (средний и нижний графики соответственно). Числами обозначено значение некоторых пиков в годах.

На рис. 3 приведены спектры мощности в области периодов 5–25 суток для рядов среднемесячных значений суммарной по всему диску площади солнечных пятен и вычисленных по вышеприведенным формулам абсолютного и нормализированного индексов асимметрии. Пики в этих спектрах имеют одинаковые значения периодов, однако, распределение «Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября мощности – индивидуальное для каждого спектра. Максимальный пик имеет разные значения во всех трех спектрах – 8.9, 10.6 и 12.1 лет (см.

рис. 3). Следует отметить, что спектры мощности рядов суммарной площади пятен северного и южного полушарий идентичны спектру мощности ряда суммарной площади солнечных пятен всего диска, и максимальный пик также имеет значение 10.6 лет.

Длительное время асимметрия солнечной активности рассматривалась как доминирование активности в одном из полушарий. Дальнейшие исследования этого явления обнаружили, что активность в одном из полушарий часто опаздывает во времени относительно другого. Наличие фазового сдвига в активности северного и южного полушарий обнаружили авторы работ [3, 5].

Полученный нами результат, следующий из анализа абсолютного и нормализированного индексов асимметрии солнечной активности, очевидно, можно объяснить фазовым сдвигом активности одного полушария относительно другого.

1. Котов В.А. Общее магнитное поле Солнца как звезды // Изв. Крым. астрофиз. обсерв. – 1994. – Т. 91. – С. 5–24.

2. Carbonell M., Terradas J., Oliver R., Ballester J.L. The statistical significance of the North-South asymmetry of solar activity revisited. // Astronomy and Astrophysics.

2008. – Аstro-phmanuscript no. 0454.

3. Donner R., Thiel M. Scale resolved phase coherenceanalysis of hemispheric sunspot activity^ a new look at the north-south asymmetry. // Astronomy and Astrophysics. 2007. – Vol. 475. Р. L33–L36.

4. Newton H.W., Milsom A.S. Note on the observed differences in spotedness of the Sun’s northern and southern hemispheres // Monthly Notice Roy. Astron. Soc. – 1956. – Vol.

465. – P. 398–404.

5. Zolotova N.V., Ponyavin D.I. Phase asynchrony of the north-south sun-spots activity // Astronomy and Astrophysics. 2006. – Vol. 449. Р. L1–L4.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября

СОЗДАНИЕ КАТАЛОГА ХАРАКТЕРИСТИК СОЛНЕЧНЫХ ПЯТЕН

CREATION OF THE CATALOGUE OF CHARACTERISTICS OF SUNSPOTS DURING 1853–

On the basis of sunspots sketches according to R. Carrington's catalog [1] numbering of images of sunspots in 1853–1861 is executed. The technique and the computer program for the analysis of images which allowed to allocate sunspots is developed, to measure coordinates, the areas and other parameters, as so umbra area and coordinates. On the basis of this data numbers of characteristics of groups and separate sunspots are created. The analysis of this data is made. In particular speed of rotation of solar atmosphere, the relative area of sunspots umbra are defined.



В настоявшее время наиболее известными данными о характеристиках групп солнечных пятен являются ряды Гринвичской обсерватории, начинающиеся с мая 1874 года. Как правило, до этого момента в качестве характеристики солнечных пятен используют числа Вольфа. При этом ряд характеристик солнечных пятен, прежде всего их координаты, площади и другие геометрические характеристики остаются неизвестными. Вместе с тем ежедневные наблюдения координат групп солнечных пятен позволили Р. Керрингтону [1] и Г. Шпереру[2] позволили установить важный закон развития солнечных циклов активности: в начале 11-летнего цикла солнечной активности большая часть пятен расположена на широтах от 20° до 30° и с развитием цикла смещается к экватору (закон Шперера). Если зависимость широты пятен от времени изобразить на диаграмме, то зоны активности образуют на ней «бабочку Маундера». Помимо этого данные о координатах солнечных пятен позволили Керрингтону и Шпереру примерно в одно и то же время установить дифференциальный характер вращения солнечных пятен.

В нашей работе представлены результаты обработки каталога солнечных пятен Р. Кэррингтона [1]. В этом каталоге представлены зарисовки солнечных пятен как ежедневные, так и на нанесенные, на цилиндрическую проекцию поверхности Солнца – синоптические карты.

Зарисовки солнечных пятен охватывают период с 9 ноября 19543 года по 1 апреля 1861 года, или керрингтоновские обороты N 1-99. Этот пеСолнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября риод соответствует эпохам минимума 9-го цикла, а также начала и максимума 10-го цикла активности.

Рис. 1. Слева. Пример части оцифрованной синоптической карты из каталога [1] для синоптического оборота N90 (0.7.1860 г.) с нарисованными на них пятнами.

Справа. Результат распознавания и векторизации границ солнечных пятен и их ядер (закрашены темным цветом).

Метод обработки графического материала В качестве исходных данных мы провели оцифровку каталога в 8битном режиме градаций серого цвета. Пример изображений зарисовки солнечных пятен представлен на Рис. 1. Далее была разработана методика и осуществлена программная реализация выделения и векторизации элементов активности. Обработка проводилась в полуавтоматическом режиме.

Методика включала следующие этапы.

1) Наложение гелиографической сетки. Для этого помечались реперные точки в координатной системе Керрингтона.

2) Затем вблизи выбранной группы пятен проводилось вычисление яркости фона изображения. Фон находился по максимуму нормального распределения количества пикселей по яркости.

3) По максимуму градиента определялась яркость внешней границы пятна (яркость границы полутени).

4) Внутри контура пятна проводилось выделение ядер солнечных пятен.

5) В случае захвата ложных областей, например, элементов нанесенной гелиографической сетки, осуществлялось редактирование выделенных областей в ручном режиме.

Данные оцифровки запоминались в векторной форме, что позволяет переносить их на карты другой проекции и проводить анализ по выбранной методике.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября Рис. 2. Широтно-временная диаграмма распределения солнечных пятен.

Всего на синоптических картах каталога [1] было выделено 3886 пятен и 1730 ядер солнечных пятен. На рис. 2 представлена широтновременная диаграмма солнечных пятен. Согласно диаграмме первые пятна 10-го цикла появились в 1854,6 году в северном полушарии и 1855,12 в южном полушарии. Это несколько раньше официально признанного минимума активности в 1856.0 г. Пятна 9-го цикла активности можно проследить в экваториальной области вплоть до начала 1857 года. Таким образом, перекрытие 9–10 циклов составило ~2.4 года. В 10-м цикле южное полушарие имело примерно на 20% большую активность по площади и числу солнечных пятен. Наибольшая асимметрия наблюдалась в период 1857– 1859 годов.

На рис. 3 представлены площади солнечных пятен, усредненные за оборот в сравнении с ходом чисел Вольфа.

Рис. 3. Вверху. Площадь солнечных пятен, усредненная за один керрингтоновский оборот. Внизу. Среднемесячные значения чисел Вольфа.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября Внизу. Отношение площади ядер к общей площади пятен.

Используя координаты групп солнечных пятен, мы нашли скорость вращения солнечных пятен в этот период. Зависимость скорости вращения от широты можно представить как =13,53(±0,18)-2.8sin2 град/сут. Северное полушарие при этом вращалось несколько медленнее и менее дифференциально, чем южное. Возможно, использование ежедневных данных несколько скорректируют этот результат.

Одним из параметров, используемых для анализа солнечной цикличности, является площадь ядер солнечных пятен и ее отношение к полной площади пятен [3]. На Рис. 4 представлены эти параметры.

Работа выполнена при поддержке РФФИ и Программ РАН.

1. Carrington, Richard Christopher, Observations of the Spots on the Sun from 1853 to 1861, made at Redhill’, Williams and Norgate, London, 1863.





2. Spoerer G., Beobashtungen von Sonnenflecken, 1862, 1874, 1878, 1880.

3. Antalova A., BAICz, 22, 352, 1971.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября

ФИЗИКА ПОСТЭРУПТИВНЫХ АРКАД:

НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЙ АСПЕКТ

Институт земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн

PHYSICS OF POST-ERUPTIVE ARCADES:

OBSERVATIONAL ASPECT

Pushkov Institute of terrestrial magnetism, ionosphere and radio waves propagation RAS, We summarize the results of studies of post-eruptive arcades. It is shown that the observations in the microwave and soft X-rays indicate presence of a large cloud of thermal plasma on the stage of the arcade formation. Unusual microwave spectra of several arcades obtained on the RATAN-600 are interpreted within the multi-temperature model of a source.

This assumption requires that the photospheric magnetic field of 1000 G should decrease up to a few gauss at height of 23-24 10^3 km. We discuss the problems of the evolution of the gas – to magnetic – pressure ratio at the top of arcades, as well as, an association of arcades with CME and repeating flare episodes on the decay phase of phenomena.

В докладе обобщаются результаты работ, проведенных авторами совместно с группой ГАО РАН – Боровик В.Н., Григорьева И.Ю. и др. Проведенное изучение постэруптивных (ПЭ) аркад [1–4] было основано на анализе наблюдений микроволнового излучения на РАТАН-600, с привлечением различных наземных и внеатмосферных наблюдений соответствующих нестационарных процессов на Солнце.

В последние годы получен очень большой наблюдательный материал, позволивший приблизиться к пониманию процессов, происходящих в солнечных вспышках. Прежде всего, это относится к довольно простым и достаточно слабым явлениям. Эти события – рентгеновские вспышки слабее М 1 – составляют подавляющее большинство из 66 000 случаев, зарегистрированных спутниками GOES. Сравнительно недавно для них введен удачный термин – канонические вспышки (Raftery C.L., 2009). Их развитие может быть описано таким образом: магнитная конфигурация, удерживающая разреженную плазму в замкнутых петлях, оказывается неустойчивой. Происходит выброс ионизованного вещества, в результате чего одна или несколько петель разрываются, образуя открытые (в сторону межпланетного пространства) силовые линии. Последующая релаксация приводит к пересоединению части из них и образованию в короне токового слоя. Ранее этот процесс был предложен Коппом и Пнойманом (1976), и теперь «Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября найдены доказательства реализации этого сценария на Солнце. Условия вблизи каспа весьма сложны, и здесь мы их не уточняем.

В токовом слое происходит некоторое ускорение частиц. Попадая в основания трубки, они вызывают там быстрый нагрев плазмы. Газодинамический отклик хромосферы на этот нагрев впервые рассмотрен Костюк и Пикельнером (1974). Соответствующее постепенное заполнение петли горячей плазмой, истекающей из ее оснований при взрывном испарении, наблюдается сейчас различными методами. Горячая плазма, оказавшаяся к моменту максимума рентгеновской вспышки близ вершины петли, затем охлаждается вследствие того, что тепло быстро уходит вниз. Однако после этого резкого уменьшения температуры дальнейшее охлаждение газа связано уже с радиационными потерями, и, если их не компенсировать, то вспышка прекращается. Таким образом, время эффективного свечения в мягком рентгеновском диапазоне – ее длительность по определению в общепринятой по GOES шкале – не превышает 30 минут. Это означает, что канонические вспышки в подавляющем большинстве являются быстрыми.

Если же существуют какие-либо механизмы нагрева, которые компенсируют появившиеся небольшие потери на излучение, то свечение газа может продолжаться в течение многих часов.

Вспышки с большей полной энергией часто длятся достаточно долго.

Они характеризуются некоторыми отличительными чертами, иногда называемыми «синдромом» больших вспышек. Свечение вспышечных петель распространяется вдоль нейтральной линии на большие расстояния, на фазе спада повторяются импульсные эпизоды, происходит эффективное ускорение частиц до релятивистских энергий, максимальные скорости СМЕ, ассоциированных с такими событиями, превышают 1000 км/с. Половина всех вспышек балла М 3 и все вспышки балла Х относятся к событиям, одновременно характеризующихся двумя или более из отличительных особенностей больших вспышек.

Для проблемы физики ПЭ-аркад существенно то, что отношение магнитного давления к газовому (величина ) близ вершины ПЭ-петель может приближаться к 1. Такое предположение о большой величине высказывалось Ichimoto, K., Sakurai, T. (1994), и затем было подтверждено Гречневым и др., 2006 по данным КОРОНАСа-Ф. Отметим также, что Алтынцевым и др. (1999) были получены доказательства продолжительного высвобождения энергии после импульсной фазы. Harra-Murnion et al. (1998) начато изучение холодной и горячей ПЭ-аркады совместно с мягким и жестким рентгеновским излучением. Kamio et al. (2003) провели оценку времен охлаждения плазмы ПЭ-петель от температур около 4106К до 104К.

Несколько длительных нестационарных процессов изучены по данным РАТАН-600 с привлечением наблюдений на RHESSI. В каком-то смысле типичным был случай 31 июля 2004 г, когда на W–лимбе наблюдался микроволновой источник, связанный со вспышкой С8.4, с медленСолнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября ным очень нарастанием яркости и достигшей максимума в 06:57UT (по данным GOES). Первый скан на РАТАН-600 был проведен всего через мин после максимума. Уже в этом примере [3] проявились основные черты явления: RHESSI-источник в диапазоне 6–12 кэВ располагался непосредственно над вершиной арок, и его высота увеличивалась по мере подъема аркады. На рис. 1 показана эволюция спектра – он был близок к плоскому в момент формирования аркады, и со временем становился спадающим к высоким частотам. Отметим, что повторная вспышка в 10:17 практически не проявилась в плавной эволюции спектров. Спектр в области 3–20 кэВ был тепловым, кроме момента 10:17, когда в области более 10 кэВ стало сказываться некоторое присутствие ускоренных частиц.

Рис. 1. Эволюция микроволновых спектров во вспышках 31 июля 2004 и 25 января 2007 года по наблюдениям на РАТАН-600.

Появившаяся проблема более четко обозначилась в наблюдениях января 2007 г. Этот случай подробно изучен нами в работах [1, 4]. В январе 2007 г. на диске Солнца наблюдались лишь несколько маленьких групп солнечных пятен. Восход самой большой из них, NOAA 10940, наблюдался на РАТАН-600 25 января. Солнечные наблюдения проводились на РАТАН-600 в небесном меридиане и 6 азимутах с временным интервалом в 35 минут в 07:44, 08:18, 08:48, 09:26 (местный полдень), 10:00, 10:34 и 11:08 UT. Эти моменты отмечены вертикальными линиями на профилях GOES (рис. 2, справа). Основания вспышечных петель находились за лимбом, так что на самом деле мощность явления несколько превосходила ту, которая всегда характеризует вспышки балла С6.3. Наблюдения на STEREO (рис. 2 справа) показывают, что первый скан РАТАН-600, произошедший через 30 мин после максимума вспышки, точно совпал с моменСолнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября том формирования аркады. Примерно до 9:00 наблюдалась одна часть аркады, а затем развилась и её вторая, более северная часть. Это, возможно, частично объясняет то, что в 9:30 мягкое рентгеновское излучение стало уменьшаться несколько медленнее, чем в начале фазы спада.

Рис. 2. Слева: Положение рентгеновского источника 6–12кэВ (RHESSI) и микроволнового скана на частоте 10.33ГГц (РАТАН-600) относительно аркады, наблюдавшейся в 195А (STEREO), в 08:18 UT. Справа: Эволюция потока ренгеновского излучения по данным GOES и излучения в линии 195 А (STEREO B). Вертикальными штриховыми линиями показаны моменты наблюдения на РАТАН-600.

В моменты, близкие по времени к максимуму вспышки, довольно низко над лимбом наблюдалось излучение в диапазонах 6–12 и 12–25 кэВ, а выше, около 30000 км – более жесткое излучение 25-50 кэВ. Рентгеновское излучение в диапазоне спектра выше 25 кэВ после 8:15 закончилось, и осталось только более мягкое свечение. Рис. 2 (справа) показывает обычную для ПЭ-аркад картину – источник достаточно мягкого рентгена располагается непосредственно над вершинами арок. Рентгеновские спектры свидетельствуют о тепловой природе коронального источника.

Полученные на РАТАН-600 спектры приведены на рис. 1, справа.

Видно, что примерно до 9 часов спектры в диапазоне 6–16 ГГц оказались практически плоскими, а затем их форма изменилась, стало наблюдаться резкое падение интенсивности в области высоких частот.

В радиодиапазоне импульсная фаза этой довольно слабой вспышки была зарегистрирована на волнах от 6 см (4995 МГц) до метровых волн (204 МГц). Радиоданные Learmonth и ИЗМИРАН показывают большую группу всплесков III типа между 06:43–06:54 UT, вслед за ними низкочастотный ( B(FeI). This is direct evidence to nonmonotonous vertical magnetic field gradient in area of the flare. Also, convincing evidences of existence of the strong kilogauss spatial unresolved magnetic field has been found by data of FeI lines with different Lande factors.

В настоящее время большая часть информации о магнитных полях в солнечных вспышках относится к фотосферному уровню. Имеется весьма ограниченное число публикаций, в которых изложены результаты измерений магнитных полей во вспышках для зоны температурного минимума и хромосферы по спектрально-поляризационным данным (см., напр. [1–3].

Кроме того, в большинстве работ изучаются только мощные вспышки и только один-два момента их развития. Между тем, представляет интерес изучение именно слабых вспышек, в которых возникает относительно небольшое энерговыделение, типичное для низкого уровня солнечной активности. Для развития теории вспышек важно выяснить, насколько сильно такие вспышки возмущают магнитное поле, и имеется ли, в этом отношении, какое-то специфическое отличие сильных и слабых вспышек.

Важно также детально проследить (по прямым данным) распространение магнитного поля от уровня фотосферы в более высокие слои. Для этого необходимо использовать различные спектральные линии, имеющие разную высоту формирования. Но в измерениях по разным линиям много неясного даже для невспышечных областей [4–5]. По-видимому, это связано с субтелескопической (пространственно неразрешимой) структурой магнитного поля, при которой соотношение измеренных напряженностей по разным линиям зависит не только от действительной величины поля в «Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября мелкомасштабной компоненте, но также от ширин профилей линий в этой компоненте, фактора заполнения, фонового поля и размеров выходных щелей магнитографа [6].

В настоящей работе сопоставлены результаты спектральнополяризационных измерений магнитного поля по линиям хромосферы и фотосферы в четырех солнечных вспышках: 25 июля 1991 г. балла SB, июля 2000 г. рентгеновского балла С1.5, 9 июня 2001 г. балла С1.7 и июля 2004 г. балла С4. Магнитные поля измерялись по хромосферным линиям Н и D1 NaI, а фотосферные – по нескольким линиям металлов (в основном – FeI), включая хорошо известные линии FeI 5250.2, 6301.5 и 6302.5.

Магнитные поля определялись тремя методами:

а) по смещению "центров тяжести" линий (аналог обычных магнитографических измерений), б) по расщеплению бисекторов профилей I + V и I –V [6,7], в) на основе использования двухкомпонентной модели магнитного поля, имеющей различные напряженности, ширины линий и факторы заполнения в фоновой и мелкомасштабной компоненте.

Результаты измерений методом «центров тяжести» представлены ниже в Табл. 1.

Таблица 1. Напряженность магнитного поля в исследованных вспышках по измерениям в различных магниточувствительных линиях.

25.07. 05:36: 18.07. 09.06. 05:40: 28.07. * – модуль магнитного поля Типичные ошибки измерений составляют ± 40 Гс для линии FeI 5250.2 и FeI 6302.5, ±60 Гс для линии FeI 5247.1 и ± (80–100) Гс для D1Na и H. Можно заключить, что только в одной вспышке из четырех, а именно 25.07.1991 г., наблюдалось преобладание магнитного поля на верхнем «Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября уровне (в хромосфере), тогда как в остальных трех вспышках магнитные поля в фотосфере и хромосфере были примерно одинаковы. Заметим также, что почти во всех случаях разделение зеемановских компонент было неполным, что при измерениях с анализатором круговой поляризации дает по смещению «центра тяжести» величину, близкую к продольной компоненте В. Однако во вспышке 28.07.2004 наблюдалось почти полное разделение - и -компонент в линии FeI 5250.2, и это позволило измерить поле (В = 2200 Гс), близкое к модулю напряженности.

Интересно, что именно во вспышке 25.07.1991 г. была отмечена заметная непараллельность бисекторов профилей I+V и I–V в линии H. Это указывает на существенную неоднородность магнитного поля: теретически при неполном зеемановском расщеплении эти бисекторы должны быть параллельными. Во всех других вспышках указанные бисекторы не имели достоверных отклонений от параллельности.

Были также сопоставлены величины измеренных напряженностей по линиям FeI 5247.1, CrI 5247.6, FeI 5250.2 и 5250.6. Они имеют примерно одинаковые высоты формирования в атмосфере Солнца, но существенно различные факторы Ланде, равные g = 2.0, 2.5, 3.0 и 1.5, соответственно.

Теоретически при слабых и умеренных магнитных полях (1 кГс) на уровне фотосферы, тогда как во втором – отсутствие достоверных указаний в пользу их существования.

В целом, при изучении указанных выше четырех слабых вспышек можно сделать такие заключения.

1) В слабых вспышках, как и в более мощных, может возникать высотная особенность (усиление) магнитного поля: в одной из четырех вспышек магнитное поле в хромосфере было сильнее, чем в фотосфере, а в остальных – примерно такое же, как и в фотосфере. Это соответствует высотному градиенту В/h 0 или >0, хотя (из-за падения газового давления с высотой) можно ожидать случая В/h < 0.

2) Также по аналогии с более мощными вспышками, магнитное поле в фотосфере и хромосфере изменяется синхронно с интенсивностью вспышечной эмиссии в Н: поле тем сильнее, чем ярче эмиссия в Н.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября Рис. 1. Сопоставление относительных напряженностей В(gi)/B(g=3.0) 3) Сопоставление измерений в линиях с близкими глубинами формирования, но сильно различными факторами Ланде, показывает, что в отдельных случаях заметно наличие субтелескопических структур с сильными полями, B 2.5–2.7 и 5.5–6.0 кГс.

4) Большинство профилей хромосферных линий расщепляются так, как при однородном поле. Найдены, однако, случаи непараллельности бисекторов профилей I ± V, которые объяснимы в предположении как минимум двухкомпонентной структуры магнитного поля. Путем подгонки расчетных профилей к наблюденным найдено, что мелкомасштабное субтелескопическое поле имеет фактор заполнения несколько процентов, примерно в 10–20 раз большую напряженность, чем фоновое поле, и существенно суженные (в 5 раз) профили линий. Эти параметры близки к тем, которые ранее находились для фотосферных полей [1, 6].

1. Lozitsky V.G., Baranovsky E.A., Lozitska N.I., Leiko U.M. Solar Phys., 2000,191, № 1, 2. Abramenko V.I., Baranovsky E.A. Solar Phys., 2004, 220, 81.

3. Лозицкий В.Г., Ажнюк Ю.И. Труды Уссур. Астрофиз. Обс. 2007, Вып.10, 68.

4. Gopasyuk S.I., Kotov V.A., Severny A.B., Tsap T.T. Solar Phys., 1973, 31, No. 2, 307.

5. Демидов М.Л. Труды конф. «Солнечная и сол.-земная физика-2009», СанктПетербург, Пулково, 2009, 161.

6. Лозицкий В.Г. Сильные магнитные поля в мелкомасштабных структурах и вспышках на Солнце. Дис. доктора ф.-м. наук: 01.03.03 – Киев, 2003, 299с.

7. Лозицкий В.Г. Письма в Астрон. ж., 2009, Т.35, № 2, 154.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября

АНТИКОРРЕЛЯЦИЯ МАГНИТНЫХ ПОЛЕЙ,

ИЗМЕРЕННЫХ В АКТИВНЫХ ПРОТУБЕРАНЦАХ

ПО ЛИНИЯМ ВОДОРОДА И ГЕЛИЯ

Астрономическая обсерватория Киевского национального университета

MAGNETIC FIELD ANTI-CORRELATION MEASURED IN ACTIVE

PROMINENCES BY HYDROGEN AND HELIUM LINES

Astronomical observatory of Kiev Taras Shevchenko National University Magnetic field strengths in active prominences of 12 July 2004 and 24 July 1999 were measured in Н и D3HeI lines using the I ± V Stokes profiles obtained on Echelle spectrograph of horizontal solar telescope of Astronomical Observatory of Kiev Taras Shevchenko National University. Measurements by the method of «centers of gravity» shown, that magnetic field in prominencs was in range from –260 to +580 G (different for various heights of prominence). Splitting of bisectors of I ± V profiles close to line centers cospond to stronger fields – in range from –700 to 3000 G. An interesting effect was found for heights of 2–10 Mm for both prominences – anticorrelation of measured magnetic strengths by helium and hydrogen lines. Likely, this indicates presence in prominences of small-scale subtelescopic structures with sign-changeability perifery described earlier by Soloviev and Lozitsky (1986).

Данные о магнитных полях в протуберанцах малочисленны и противоречивы. Впервые магнитные поля в них измерили 40 лет назад Шпитальная и Вяльшин [1] в Пулковской обсерватории. Эти первые измерения стали одновременно и сенсационными – авторы [1] заключили, что магнитные поля в протуберанцах типа «штрихов» (связанных с солнечными вспышками) могут достигать 4000–10000 Гс, т.е. даже больших значений, чем в солнечных пятнах. Того же порядка напряженности (1000–3000 Гс) в протуберанцах и выбросах измерили также Башкирцев с соавторами [2] в СибИЗМИР.

Более поздние измерения (см., напр. [3–6]) показали, что в спокойных и активных протуберанцах напряженности могут быть от нескольких десятков Гс до 1 кГс.

В настоящей работе представлены результаты измерений магнитного поля в двух активных протуберанцах, возникших на лимбе Солнца 24.07.1999 г. и 12.07.2004 г. Спектры протуберанцев получены на эшельном спектрографе горизонтального солнечного телескопа Астрономической обсерватории Киевского национального университета имени Тараса Шевченко (ГСТ АО КНУ). При наблюдениях использовался анализатор «Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября круговой поляризации, состоящий из четвертьволновой пластинки перед входной щелью спектрографа и призмы-расщепителя из исландского шпата – за ней. Это позволяло получить стоксовы профили I + V и I – V магниточувствительных линий.

Протуберанец 24.07.1999 г. возник на западном лимбе; его спектр был получен в 6:49 UT. Второй протуберанец возник на восточном лимбе после лимбовой солнечной вспышки балла М1.6, которая по данным GOES имела пик рентгеновского излучения в 8:10 UT. Наблюденный спектр протуберанца зафиксирован в 8:48:50 UT, т.е. примерно через 40 мин. после максимума вспышки. Оба протуберанца, по-видимому, можно рассматривать как послевспышечные петли.

Магнитные поля измерялись по линиям Н и D3HeI, имеющим факторы Ланде g = 1.05 и 1.06, соответственно. Линии были профотометрированы на микрофотометре МФ-4 с тем, чтобы детально изучить их стоксовы профили I ± V. Взаимная «привязка» профилей I + V и I – V по длинам волн осуществлялась по теллурическим линиям.

При построении профилей I ± V в интенсивностях оказалось, что в расщеплении бисекторов в обеих линиях присутствует характерная особенность, которая ранее была названа V-эффектом [7]. Она состоит в том, что бисекторы эмиссионных профилей расщепляются в их ядрах заметно больше, чем в крыльях (Рис. 1). Из рисунка видно, что бисекторы почти не расщеплены в крыльях линии (на расстояниях от центра > 200 м), но имеют наибольшее расщепление в ядре линии(< 200 м). Это, повидимому, указывает на неоднородную структуру магнитного поля в картинной плоскости.

Рис. 1. Профили I ± V линии D3HeI в протуберанце 12,07.2004 г.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября Если магнитное поле измерять по смещению «центра тяжести» всей эмиссии, то оно в разных участках протуберанцев оказывается равным от –260 до +580 Гс для обеих линий, что более чем в 2 раза превосходит ошибки измерений (±100 Гс).

Данные «центра тяжести» отражают усредненное поле, найденное в приближении его однородности в пределах площади входной щели. Чтобы найти величину поля, более близкую к его амплитудным (т.е. локальным) значениям, целесообразно измерить расщепление не «центров тяжести», а вершин эмиссий. Для этого следовало прокалибровать в напряженностях расщепление бисекторов в ядре линии.

Поскольку в центре линии всегда имеются некоторые особенности типа плато или двойной-тройной вершины, лучше для этой цели измерять расщепление не в самом центре линии, а несколько ниже по уровню интенсивности – например, на уровне 0.9 от максимальной интенсивности, – где ход интенсивности в профилях уже достаточно крутой, и величина расщепления меньше зависит от «шумовых» искажений интенсивности.

Сопоставление таких полей по линиям Н и D3HeI, кратко обозначенных как В0.9, представлено на рис. 2 для высот 2–10 Мм.

Рис. 2. Сопоставление измерений В0.9 по линиям D3 и Н для высот 2–10 Мм Видно, во-первых, что диапазон величин поля теперь существенно шире, от –700 Гс до +3000 Гс, что уже однозначно (и намного) превосходит ошибки измерений.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября Но, во-вторых, намечается странная тенденция: поля в D3 и Н антикоррелируют, причем антикорреляция распространяется даже на изменение полярности поля! Насколько известно авторам статьи, такой эффект отмечается впервые; по крайней мере, для фотосферных магнитных полей ничего подобного не отмечалось [8]. В данном случае вряд ли могут быть сомнения в достоверности отдельных измерений – они в несколько раз больше ошибок измерений. В чем же причина этого эффекта?

Следует учесть, что гелий в протуберанцах светится при более высокой температуре, а водород – более низкой. Теоретически температура и магнитное поле ведут себя противоположным образом при приближении к оси протуберанца: температура падает, а напряженность магнитного поля – растет [9]. Если гелий светится в основном снаружи протуберанца (в его «оплетке»), а водород – внутри, то может возникнуть и антикорреляция данных по магнитному полю. Но… в этой теоретической модели невозможны противоположные магнитные полярности по водороду и гелию.

По-видимому, такие противоположные полярности возможны в модели тонкоструктурного магнитного элемента, предложенной Соловьевым и Лозицким [10]. Это модель слоистого осесимметричного поля, имеющего попеременное чередования различных магнитных полярностей при приближении к оси симметрии структуры. Свечение гелия во внешней зоне структуры, а водорода – в более близкой к его оси, может при наблюдениях дать как разные напряженности, так и магнитные полярности. Модель допускает очень высокие напряженности (до 10 кГс) а также такое специфическое их свойство, как дискретность (своего рода «квантование»).

1. Шпитальная А.А., Вяльшин Г.Ф. Солн. Данные, 1970, № 4, 100.

2. Башкирцев В.С., Смольков Г.Я., Шмулевский В.Н. Исслед. по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца, Вып. 20, М.: Наука, 1971, 212.

3. Никольский Г.М. Предпринт ИЗМИРАН, М.: 1976, 22 с.

4. Лозицкий В.Г., Пасечник М.Н. Вестник Киев. ун-та, Астрономия, 1986, Вып. 28, 40.

5. Casini R., Lopez Ariste A., Tomczyk S., Lites W.B. Ap. J. Let., 2003, 598, L67.

6. Van Doorsselaere T., Nakariakov V.M., Young P.R., Verwichte E. Astron. Astroph., 2008, 487, L17.

7. Лозицкий В.Г., Стаценко М.М. Известия Крым. астрофиз. обсерватории, 2008, 104, 8. Лозицкий В.Г., Цап Т.Т. Кинематика и физика небес. тел, 1989, 5, № 1, 50.

9. Соловьев А.А. Астрон. журн., 2010, 87, 93.

10. Соловьев А.А., Лозицкий В.Г. Кинематика и физика небес. Тел, 1986, 2, № 5, 80.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября

СОГЛАСНО СВОЙСТВАМ

ПОЛЯРНОЙ АКТИВНОСТИ СОЛНЦА

Горная астрономическая станция ГАО РАН, Кисловодск, Россия

SCENARIO OF THE SUNSPOT CYCLE No

ACCORDING TO PROPERTIES

OF POLAR ACTIVITY OF THE SUN

Mountain astronomical station GAO of the Russian Academy of Science, Kislovodsk, Russia In this paper the basic properties of 24th polar solar cycle which has finished in 2009, are described. The forecast of active processes for the Sun in 24th cycle of sunspots is offered.

Активность на высоких широтах Солнца представляет собой мелкомасштабные образования в форме ярких точек и их различных комбинаций (полярные факелы).

Сопоставление между активностью Солнца в полярной зоне и зоной пятнообразования подробно проводилось многими авторами. Используя наблюдения на Горной станции, группа авторов [1–3] показала, что полярные образования имеют двоякую связь с пятнами: по схеме широтной структуры магнитного поля они связаны с ПРЕДЫДУЩИМ циклом пятенной активности. С другой стороны, на примере четырех циклов показана связь между сильными флуктуациями числа полярных факелов и смещенными на полцикла (5.4–6.2 года) площадями пятен СЛЕДУЮЩЕГО цикла. Однако в 23 цикле смещение составило 7.6–7.8 лет в северном и южном полушариях соответственно.

Активность на высоких широтах закончилась в 2009,8 г., был сделан полный обзор этого цикла, получена пока предварительная величина сдвига между всплесками активности на высоких широтах в период с 2001– 2009,8 и началом активности в 24 цикле.

Определены основные свойства полярного цикла, и на основе ранее выполненных исследований [1–3] предлагается прогноз 24 цикла пятнообразования.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября На рис. 1 представлены сильные флуктуации среднемесячных значений полярных факелов на севере и юге. Затянувшийся минимум определил еще больший сдвиг, при котором эти флуктуации реализуются в площадях пятен: этот временной сдвиг между приполярным и экваториальным циклами уже составляет 9,5 лет.

На рис. 2 показана зависимость между величиной сдвига и максимальным значением среднемесячных площадей пятен в каждом цикле.

Видно, что в начавшемся 24 цикле при сдвиге между полярными факелами и Sp (9,5 лет) максимальные значения Sp составляют 1100 м.д.п. на севере и меньше 1300 м.д.п. – на юге.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября Рис. 3 демонстрирует северо-южную асимметрию 24 полярного цикла.

Особенно она велика в первые два года цикла. И текущий 24 цикл действительно показывает, что в северном полушарии наблюдается большее число групп, чем в южном полушарии.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября Таковы основные свойства закончившегося цикла полярных образований, связанного, согласно [1–3], с наступившим 24 циклом пятенной активности и определяющего его.

Подтверждение связи между высокоширотной активностью и низкоширотной в данном цикле станет еще одним доказательством проявления глобального процесса активности на Солнце в двух зонах: полярной и экваториальной.

1. Makarov V.I., Makarova V.V., 1996, Solar Phys., 163, 267.

2. Макаров В.И., Макарова В.В., Кучмии С., Солн. Данные, 1985, 53–62.

3. D.K. Callebaut1 & V.V. Makarova, J. Astrophys. Astr. (2008) 29, 69–73.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября

СПИРАЛЬНЫЕ БЕССИЛОВЫЕ СТРУКТУРЫ

В КОРОНАЛЬНЫХ МАГНИТНЫХ АРКАДАХ

Калмыцкий государственный университет, Элиста Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН, Санкт-Петербург

HELICAL FORCE-FREE STRUCTURES

IN THE CORONAL MAGNETIC ARCADES

Central astronomical observatory of RAS at Pulkovo, Saint-Petersburg The new model of a 2D coronal arcade formed by the linear force-free magnetic field is presented. The structure of the quadrupolar type arcade includes a separator. The topological properties of the arcade can be changed due to footpoints displacements driven by the photospheric motions. The magnetic field lines have a helical structure, hence, the new quadrupolar force-free solution can be regarded as a good base for solar filament modeling.

Изучение структуры магнитного поля волокон и протуберанцев составляет важную задачу как в связи с проблемой длительного удержания холодных и плотных масс газа в разреженной и горячей солнечной короне, так и из-за возможной связи потери равновесия в системе с эрупцией волокон и корональными выбросами массы. Известно, что спокойные протуберанцы располагаются над фотосферной нейтральной линией, а в самом протуберанце поле имеет спиральную структуру и направлено почти параллельно его оси. Наиболее распространены протуберанцы, располагающиеся между активными областями, где фотосферное поле чаще всего представляет собой квадруполь [1].

Мы представляем новую двумерную модель линейного бессилового магнитного поля B(x, y), rotB = B, описываемую решением уравнения Грэда-Шафранова для систем с трансляционной симметрией:

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября Здесь A( x, y ) поток поля в направлении вертикальной оси x,, b,, – положительные константы, y – поперечная координата, а координата z направлена вдоль горизонтальной оси магнитной аркады. Использованы безразмерные координаты, отнесенные к некоторому пространственному масштабу.

При = 1 мы получаем известное квадрополярное поле потенциального типа [2], а при > 1 – бессиловое поле, которое можно рассматривать как результат деформации потенциального поля при смещении фотосферного вещества. При 1 < < 3 конфигурация содержит сепаратор, разделяющий различные магнитные потоки (рис. 1).

При > 3 аркада содержит семейство цилиндрических магнитных поверхностей, вложенных друг в друга (рис. 2).

аркада содержит сепаратор в виде отдельной линии магнитного поля. Он ориентирован перпендикулярно плоскости рисунка и проходит через выделенную на рисунке точку пересечения проекций.

Структуры подобного вида широко используются в солнечной физике при моделировании магнитного поля волокон [1, 3]. Таким образом, увеличение параметра, сопровождаемое (или вызванное) смещением оснований магнитных арок на фотосфере, приводит не только к увеличению «Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября свободной магнитной энергии конфигурации, но и к изменению ее топологических свойств.

Известна точка зрения, согласно которой квазистатическая эволюция коронального поля не может управляться формально изменением свободного параметра. Должны существовать соответствующие физические механизмы, одним из которых является фотосферное смещение [4]. Для проверки возможности применения данного механизма к нашему случаю требуется проведение численного моделирования.

В силу того, что представленное выше решение периодично по у, а наблюдаемые структуры носят, как правило, уединенный характер, необходимо выделить только один период решения. И тогда возникает отдельная задача описания внешнего коронального поля, находящегося по обе стороны от выделяемой магнитной аркады и поддерживающего ее в равновесии. На боковых границах аркады, при y = ±/2, внешнее поле должно иметь компоненты вида Bx = (x ) B0 e x + be 3x и Если считать, что внешнее поле исчезает при x, y, то на фотосфере, т.

е. при х = 0, оно должно удовлетворять условиям Очевидно, достаточно найти поле, удовлетворяющее указанным условиям, в четверти плоскости (x > 0, y > 0). Для потенциального поля, выражающегося через решение уравнения Лапласа, Bx = U / y, By = U / x, 2U / x 2 + 2U / y 2 = 0, граничные условия для поля приводят ко второй краевой задаче: на границе y = 0 U / y = (x ) ; на границе х = U / x = (y ) – произвольная функция, принимающая нулевые значения при y = 0, y ±. Решение данной задачи можно явно выразить (см., например, [5]) через решение задачи Дирихле для функции W, удовлетворяющей соответственно граничным условиям W = (x ) = (x )dx и Соответствующее решение второй краевой задачи имеет вид где (x0, y0) есть координаты произвольной точки в рассматриваемой области. Полученное решение необходимо удовлетворить условиям (2) и (3).

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября Таким образом, мы показали возможность корректного выделения одного периода в периодическом решении (1): решение для внешнего по отношению к аркаде магнитного поля существует, оно единственно, имеет потенциальный характер и исчезает на бесконечности, так что его погонная энергия конечна.

Однако, полученное решение (1) и после выделения из него одного периода еще нельзя считать моделью солнечного волокна, поскольку оно описывает строго бессиловое распределение магнитного поля, которое не нарушает гидростатического равновесия в среде и, соответственно, не содержит в себе никаких сведений о характерных для солнечных волокон пространственных распределениях давления, плотности и температуры.

Для того чтобы построить модель солнечного волокна-протуберанца, допускающую сравнение с наблюдательными данными, необходимо «нагрузить» построенную магнитную конфигурацию тяготеющей массой, что внесет силовые поправки в решение (1).

Такая задача может быть решена в рамках подхода, предложенного недавно одним из соавторов [6]. Суть этого подхода заключается в том, чтобы рассматривать полное уравнение магнитогидростатического равновесия, учитывающее как градиент газового давления, так и силу тяжести магнитной гидростатики, когда магнитная структура конфигурации считается заданной, и по ней вычисляются распределения давления, плотности и температуры в изучаемой равновесной магнитоплазменной конфигурации.

В нашем случае это означает, что в бессиловое решение (1) следует внести такие поправки, чтобы возникшие в результате отклонения от невозмущенного гидростатического равновесия оказались совместимы с имеющимися наблюдательными данными.

Это – задача следующих этапов исследования.

1. Демулен П. Солнечные протуберанцы. В кн. «Космическая магнитогидродинамика».

Под ред. Э. Приста и А. Худа. – М.: Мир, 1995.

2. Михаляев Б.Б. Письма в Астрон. журн., т.12, №7, с.546, 1986.

3. Филиппов Б.П. Эруптивные процессы на Солнце. – М.: Физматлит, 2007.

4. Jockers K. Solar Phys. v.56. p.37. 1978.

5. Полянин А.Д. Справочник по линейным уравнениям математической физики. – М.:

Физматлит, 2001.

6. Соловьев А.А. Астрон. журнал, т. 87, №1, 93-102, 2010.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября

МИКРОВОЛНОВОЕ И РЕНТГЕНОВСКОЕ ИЗЛУЧЕНИЕ СОЛНЦА

В ЭПОХУ МИНИМУМА СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ

Главная (Пулковская) Астрономическая обсерватория РАН, Санкт-Петербург, Россия

MICROWAVE AND X-RAY EMISSION OF THE SUN

DURING THE SOLAR ACTIVITY MINIMUM

Central (Pulkovo) Astronomical observatory of RAS, St.-Petersburg, Russia During the minimum of solar activity cycle there are long periods of low activity when the total X-ray flux (according to GOES, 1–8 ) does not exceed 8*10-9 W/m2. Only weak nostable active regions with Sp < 20 (10^–6 Hemi) are observed on the solar disk these days. At the same time, on the SXR-telescope images (Yohkoh) one can see ephemeral active regions and bright points (XBP). The averaged for whole period minimal total X-ray flux of 5.1* W/m2 shows that the coronal temperature does not exceed Т = 1*106 K, but it strongly restricts the amount of plasma with higher temperatures.

The correlation between the solar total soft X-ray fluxes (GOES, 1–8) and microwave fluxes measured at 1.76 cm, 3.2 cm, 8 cm, 15 cm и 30 cm (NoRP) during the solar activity minimum in 1995–1997 is considered. It was shown that the correlation is rather high at decimeter wavelengths and it is practically absent at 1.76 cm..

The analysis of RATAN-600 data obtained during the same period of low solar activity showed that the accuracy of NoRP data is not enough for studying the correlation of X-ray and microwave total fluxes.

Работа посвящена сопоставлению микроволнового и мягкого рентгеновского излучений Солнца в период фазы минимума между 22 и 23 одиннадцатилетними циклами солнечной активности. Рассматриваемый минимум активности Солнца был менее глубоким, чем последующий, когда в течение нескольких месяцев на Солнце отсутствовали какие-либо проявления активности, и уровень солнечного излучения в мягком рентгеновском диапазоне опускался ниже чувствительности приборов спутников GOES, регистрирующих интегральный поток Солнца.

В 1995–1997 гг. (фаза минимума между 22 и 23 циклами) также были длительные периоды (от нескольких дней до нескольких недель) низкой солнечной активности, когда на диске Солнца изредка регистрировались лишь слабые активные области с площадью не более 20 м.д.п. В такие дни значения рентгеновских потоков в диапазоне (1–8) по данным спутника GOES не превышало 8*10-9 Вт/м2. При этом на рентгеновских изображениях диска Солнца, полученных со спутника Yohkoh, наблюдались стабильные по структуре эфемерные активные области и яркие рентгеновские точки. В те же периоды в микроволновом диапазоне 1.8–18 см на одномерных «Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября сканах Солнца, полученных на РАТАН-600, выделялись источники радиоизлучения, отождествляемые с некоторыми из этих структур (рис. 1).

Рис. 1. Пример сопоставления сканов Солнца в микроволновом диапазоне (РАТАН-600) с изображениями диска Солнца в рентгеновском диапазоне (Yohkoh).

Всего за 1995–1997 гг. было выявлено более 20 периодов с минимальным уровнем рентгеновского излучения продолжительностью от 2 до дней. Были исключены те дни, когда на Солнце по данным наблюдений в линии He I 10830 регистрировались корональные дыры, а также дни, когда на GOES регистрировались микровспышки. На рис. 2 приведены суточные значения рентгеновского потока (GOES), полученные в выбранные дни. Видно, что с ростом общей активности Солнца уровень минимального рентгеновского излучения (фоновой составляющей) имеет тенденцию к повышению (стрелкой указан момент начала 23 цикла).

Среднее значение минимального интегрального потока рентгеновского излучения Солнца за весь исследованный период в 1995–1997гг составило 5.1*10-9 Вт/м2. Эта величина свидетельствует о том, что температура основной массы короны не поднимается выше 1 МК. Мера эмиссии здесь близка к обычным значениям спокойной короны ЕМ = 31049 см-3. Плотность в основании короны, определенная в предположении гидростатического распределения плотности в изотермической короне по методике, разработанной в [1], оказалась равной 108 см-3 (при Т = 1 МК). Мера эмиссии «Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября более горячей плазмы, например, с Т = 2 МК, оказывается на 2–3 порядка меньше.

Рис. 2. Суточные значения интегральных потоков Солнца в рентгеновском диапазоне В работе [2] был проведен сравнительный анализ рентгеновских индексов солнечной активности (интегральных потоков рентгеновского излучения Солнца по данным станции GOES в диапазонах 1–8 и 0.5–4) со вспышечным Q-индексом Клетчека. Было показано, что в эпоху минимума активности Солнца при отсутствии вспышечной активности рентгеновский индекс испытывает вариации, что свидетельствует о существовании дополнительных источников рентгеновского излучения, роль которых становятся заметной в периоды минимальной активности. При этом других индексов, кроме рентгеновских, для описания этих источников пока не предложено. В связи с тем, что микроволновое радиоизлучение генерируется в тех же слоях солнечной атмосферы, что и мягкое рентгеновское излучение, представляется интересным провести сравнительный анализ рентгеновского индекса с таким индексом активности Солнца, как интегральные потоки микроволнового радиоизлучения.

В данной работе использовались среднесуточные значения интегральных потоков Солнца, измеренные на поляриметрах станции в Нобеяма (Япония) на волнах 1.76 см, 3.2 см, 8 см, 15 см и 30 см и интегральные «Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября рентгеновские потоки (GOES, (1–8) ) в период минимальной активности Солнца между 22 и 23 циклами (1995–1997).

Коэффициенты корреляции между среднесуточными интегральными потоками в рентгеновском и радиодиапазоне за трехлетний период оказались следующими: 0.79 (30 см), 0.86 (15 см), 0.73 (8 см), 0.68 (3.2 см) и 0. (1.76 см). Как видно, наиболее высокая корреляция между радио- и рентгеновским индексами активности проявилась в дециметровом диапазоне, а на самой короткой волне 1.76 см корреляция отсутствует. В то же время, корреляция между рентгеновским и радио-индексами оказалась ниже, чем между рентгеновским и вспышечным индексами [2].

В периоды низкой солнечной активности обращают на себя внимание резкие вариации потоков, не согласующиеся с плавными изменениями рентгеновского потока. Для выяснения причин этих расхождений привлекались результаты радионаблюдений Солнца на РАТАН-600. Были выбраны периоды 7–11 апреля 1996 г. и 22–28 мая 1996 г., когда на диске отсутствовали пятна и поры, а также восходящие и заходящие активные области, но в то же время наблюдались стабильные по структуре яркие источники в рентгеновском диапазоне, которым соответствовали локальные радиоисточники на одномерных сканах Солнца на волнах 1.7–18 см (рис. 1). Оказалось, что при изменении суммарного потока локальных источников (вычисленных по данным РАТАН-600) на 0.3–0.5 с.е.п., интегральный поток радиоизлучения (согласно измерениям на поляриметрах станции Нобеяма) испытывает вариации на 2–3 с.е.п., при этом корреляция между вариациями интегральных потоков и изменениями потоков локальных источников по данным РАТАН-600 отсутствует. Был сделан вывод, что флуктуации интегральных потоков микроволнового излучения Солнца в периоды самой минимальной активности, а также относительно низкие коэффициенты корреляции между интегральными потоками в рентгеновском и радиодиапазонах за трехлетний период минимума солнечной активности обусловлены, в основном, погрешностью измерений абсолютных значений интегральных потоков радиоизлучения Солнца.

Авторы благодарят М.А. Лившица за полезную дискуссию.

Работа частично поддержана грантами – договор ОФН-15 и НШ-3645.2010. 1. Бадалян О.Г., 1987, АЖ, т.63, вып.4., с. 762.

2. Милецкий Е.В., Дмитриев П.Б., 2007, Труды всероссийской конференции "Многоволновые исследования Солнца и современные проблемы солнечной активности", сентября – 2 октября, 2006 г., п. Нижний Архыз, с. 170–180.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября

ТОНКАЯ СТРУКТУРА ШИРОТНО-ВРЕМЕННОЙ ЭВОЛЮЦИИ

КРУПНОМАСШТАБНОГО МАГНИТНОГО ПОЛЯ СОЛНЦА

Главная (Пулковская) астрономическая обсерватория РАН

FINE STRUCTURE OF LATITUDE-TIME EVOLUTION

OF LARGE-SCALE SOLAR MAGNETIC FIELD

It is found that after longitude averaging of absolute values of the solar large-scale photospheric magnetic fields (Kitt Peak data) zones of increased field strength appear. The latitude size of these zones is related to the magnetic flux in them. The average time interval between successive zones in 21-23 cycles is 1.38 years. Similar averaging with taking into account polarities of the field reveals high-latitude zones of increased field magnitude which drift to the poles. Some parameters of these zones are determined. It is shown that the phase speed of this drift tends to decrease in epochs of solar cycle maxima.

Целью работы является выявление и исследование закономерностей тонкой структуры в широтно-временной циклической эволюции крупномасштабного фотосферного магнитного поля (КМП), что представляется важным для дальнейшего прогресса в понимании природы 11-летнего и других циклов солнечной активности. Информация о КМП взята из синоптических карт измерений напряженности фотосферного магнитного поля обсерватории Китт Пик (ftp://nsokp.nso.edu/kpvt/synoptic/mag)) за 1975– 2003 гг. (обороты 1625–2007). Широтно-временное распределение получалось усреднением по долготам (абсолютных или с учетом знака) значений напряженности магнитного поля.

На первом этапе в результате усреднения по долготам абсолютных значений напряженности магнитного поля было получено широтновременное распределение КМП, хорошо представляемое в виде известной «диаграммы бабочек». Анализ тонкой структуры полученного распределения указывает на существование зон повышенной интенсивности поля, разделенных интервалами времени от 0.8 до 2.5 лет. С помощью FFTфильтрации, было проведено выделение этих зон в интервале периодов 8– 39 оборотов (0.6–3 гг.). В результате было получено распределение интенсивностей КМП, положительные значения которого имеют вид структур, вытянутых по широте до 30°–40° (Рис. 1, верхняя панель). Значение среднего интервала времени между соседними зонами составило 1.38 года. Мы обнаружили тесную взаимосвязь (коэффициент корреляции R = 0.889) между широтным размером зон повышенной интенсивности КМП и величиной магнитного потока в них (Рис. 1, нижняя панель). Эта зависимость «Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября аналогична установленной нами ранее закономерности [1–3], согласно которой рост уровня солнечной активности приводит к увеличению широтного размера соответствующей зоны на Солнце.

На следующем этапе широтно-временное распределение КМП было получено усреднением по долготам значений напряженности поля в соответствующем широтном диапазоне с учетом полярности. Каждое значение, получаемое в результате такого усреднения, представляет собой избыток (разбаланс) того или иного знака (далее ИКМП). При этом его величина не обязательно должна зависеть от соответствующей средней интенсивности поля. Картина, получаемая при таком способе усреднения, хорошо отражает многие свойства 11-летней цикличности, а вид соответствующей ей диаграммы хорошо известен (см., например, [4]). Однако существуют отличия от диаграммы, полученной при долготном усреднении без учета полярности. Особенно явно они проявляются на широтах выше «королевской зоны» (±40°), где хорошо выявляются зоны ИКМП различных знаков, демонстрирующие широтный дрейф по направлению к полюсам.

Мы проанализировали особенности временных вариаций сумм («широтных сверток») ИКМП в зонах I (экваториальная зона: sin(LA) = 0–0.5), II (средняя зона: sin(LA) = 0.6–0.8) и III (полярная зона: (sin(LA) = 0.9–1.0).

Для зоны I в каждом полушарии Солнца такая свертка выполнена с учетом и без учета знака ИКМП, и получены по два ряда: M(NI), M(SI) (ряды со знаком) и Mabs(NI), Mabs(SI) (ряды без знака). В N и S полушариях рядысвертки Mabs(NI) и Mabs(SI) имеют временные вариации, хорошо соглаСолнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября сующиеся с таковыми у рядов индекса числа групп пятен и интенсивности «беззнакового» поля. Таким образом, в «королевской зоне» разбаланс полей разных знаков пропорционален интенсивности этих полей.

Gauss В изменениях рядов-сверток ИКМП со знаком в зоне I (M(NI), M(SI)) (Рис. 2, верхняя панель) и зоне II (M(N)II) и Mabs(SII)) (Рис. 2, нижняя панель) высока степень «зеркальности» (антикорреляции). Наблюдаются длительные участки (3–6 лет), когда значения поля очень малы.

Вариации рядов-сверток ИКМП на высоких широтах (M(NIII), M(SIII)), кроме дипольной компоненты, имеют компоненту, отражающую изменения поля на более низких широтах (Рис. 3, нижняя панель). Поведение кривых M(NIII) и M(SIII) хорошо согласуется с вариациями рядов «полушарных» сумм значений поля (M(N), M(S)) (Рис. 3, верхняя панель).

Моменты смены знака рядов этих сумм синхронизированы лучше, чем эти моменты на высоких широтах, характеризуемые рядами M(NIII) и M(SIII).

Для исследования свойств широтного дрейфа ИКМП в каждом широтном интервале с помощью FFT-фильтрации были выделены вариации с периодами из диапазона 8–39 оборотов (0.6–3 гг.). Затем для наиболее значимых из полученных зон ИКМП в каждом полушарии на широтном интервале sin(LA) = 0.4–0.8 были определены годовые значения скоростей этого дрейфа. Оказалось, что в 21–23 циклах средние значения скоростей дрейфа в различных полушариях Солнца близки (15.1 м/с – в N полушарии, 15.5 м/с – в S).

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября Gauss Gauss Обнаружена тенденция к понижению скорости дрейфа в эпохи максимумов трех рассмотренных 11–летних циклов (10–15 м/с) по сравнению с эпохами минимумов (20–25 м/с). Такая закономерность согласуется с недавним результатом, полученным по данным SOHO/MDI в работе [5] для 23-го цикла солнечной активности.

Работа поддержана грантами РФФИ № 10-02-00391, 09-02-00083 и НШ-3645.2010.2.

1. Милецкий Е.В., Иванов В.Г.: 2009. АЖ. 86, 922.

2. Милецкий Е.В., Иванов В.Г.: 2009. Труды XIII Пулковской конференции по физике Солнца. Пулково. С. 301-304.

3. Ivanov, V.G. and Miletsky, E.V.: 2010. Solar Physics, in press.

4. Иванов В.Г., Милецкий Е.В., Наговицын Ю.А.: 2009. Труды XIII Пулковской конференции по физике Солнца. Пулково. С. 197-200.

5. Hathaway, D.H., Rightmire, L.: 2010, Science 327, 1350.

«Солнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября

СВОЙСТВА КОРОНАЛЬНЫХ ВЫБРОСОВ, ОБРАЗУЮЩИХСЯ

НА ВИДИМОЙ И ПРОТИВОПОЛОЖНОЙ СТОРОНЕ СОЛНЦА

Астрофизический институт им. В.Г. Фесенкова. Алматы, Казахстан

PROPERTIES OF CORONAL MASS EJECTIONS FORMING ON

FRONTSIDE AND BACKSIDE OF THE SUN

Fesenkov V.G. Astrophysical Institute. Almaty, Kazakhstan The properties of coronal ejections on the frontside and the backside of the Sun were investigated. We have found the exclusive groups of ejections with the highest values of the energy parameters, which are appeared in the decreasing of stage of the cycle 23. The sources of these ejections are the powerful complexes of the activity on the both sides of solar disk.

Благодаря непрерывной работе на орбите солнечной обсерватории SOHO осуществляется систематическая регистрация возникновения и развития корональных выбросов массы (КВМ). Причем, в проекции на небо фиксируются выбросы, движущиеся как к Земле, так и в противоположную сторону. Для выбросов в каталоге “SOHO/LASCO CME CATALOG” приводятся следующие данные: позиционный угол, угловая ширина, линейная скорость (V), ускорение (a), масса (m), кинетическая энергия (Eк).

В дальнейшем выбросы, которые возникли на видимой стороне Солнца, мы будем обозначать FS (Frontside), а на обратной стороне – BS (Backside). Для сопоставления свойств FS и BS выбросов в период с 16 августа 1996 г. по 15 декабря 2004 г. было использовано 162 события FS и 108 – BS, представляющих собой выбросы типа Halo. Число принятых к рассмотрению FS и BS выбросов ограничивалось теми, для которых опубликованы рассчитанные значения массы и кинетической энергии. Заметное различие в количестве выбросов FS и BS можно объяснить сложностью отождествления и определения их координат вблизи лимба Солнца и влиянием выборки при расчете массы и кинетической энергии выбросов.

Снимки SOHO двух выбросов Halo приведены на рис. 1. Событие FS – 28 октября 2003 г. (а, б) и событие BS – 5 июля 2004 г. (в, г). Корональные снимки каждого события были сопоставлены с изображением Солнца в ультрафиолете (195). Выброс FS (б) сопровождался развитием вспышки с координатами S16 E08 (а); для BS выброса (г), на видимом диске, вспышечная активность отсутствует (в).

Согласно исследованию М.В. Еселевич и А.И. Хлыстовой [1], при движении выброса Halo со скоростью, превышающей 400 км/с, вблизи Земли регистрируется ударный фронт. Поэтому одним из признаков двиСолнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября жения выброса Halo в противоположную от Земли сторону является отсутствие ударного фронта. Это условие выполняется для рассмотренных BS выбросов.

Рис. 1. Сопоставление развития FS (а, б) и BS (в, г) выбросов.

Сопоставление параметров m, V, a, Eк для выбросов FS и BS показывает одинаковый, как и ожидалось, ход изменений со временем (см. рис. 2).

Рис. 2. Сравнение значений массы (а) и кинетической энергии (б) выбросов FS – открытые кружки, BS – сплошные, для 1996-2004 г.г.

Была оценена нижняя граница выброшенной массы вещества корональных выбросов типа Halo со всей поверхности Солнца за рассматриваемый период наблюдений: mFS + mBS = 1.35·1018 г + 9.73·1017 г = 2.32·1018г. Соответствующее значение для кинетической энергии выбросов составляет: EкFS + EкBS = 0.70·1034эрг + 1.33·1034эрг= 2.03·1034 эрг.

Наглядным примером использования BS наблюдений выбросов для прогноза появления из-за восточного лимба новой области является группа AR 10486 (S16, L286), существовавшая на Солнце в октябре – ноябре г. За период с 15 по 21 октября 2003 г. в этой группе произошло 8 корональных выбросов BS. Причем, два из них были типа Halo и имели высокие значения массы (7.2·1015 г и 1.2·1016 г) и кинетической энергии (1.4· эрг и 1.3·1032 эрг). 15 октября в 14h 06m был зарегистрирован BS выброс, имевший позиционный угол SW, а 16 октября в 1h 31m – угол SE. То есть активная область в промежуток времени между этими выбросами пересекСолнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября ла центральный меридиан. Благодаря этому легко оценить время выхода AR 10486 на видимую часть диска Солнца, которое приходится на 21 октября, что и подтверждают наблюдения. В дальнейшем, с 23 октября по ноября в AR 10486 произошло 6 вспышек рентгеновских баллов от Х1.1 до Х28 – самой мощной в цикле. Большинство вспышек сопровождалось высокоэнергичными выбросами; 28 октября был зарегистрирован выброс, обладавший самой высокой кинетической энергией (V = 2459 км/сек, Eк = 1.2·1033 эрг).

Кроме сопоставления параметров FS и BS, рассмотрены некоторые общие свойства структур выбросов типа Halo. На рис. 3 (а) показано, что чем массивнее выбросы, тем более высокую скорость, в среднем, они имеют. Эта зависимость сохраняется до Vср.~1500 км/сек, при этом масса выбросов увеличивается более чем на порядок. Среднее значение массы выбросов, движущихся со скоростью Vср. > 1500 км/с, составляет mср.~ 1016 г.

Рис. 3. Сопоставление значений скорости и массы (а), кинетической энергии и ускорения (б) для FS и BS выбросов. Обозначения FS и BS выбросов аналогичны рис. 2.

Самые высокие значения ускорений и торможений имеют FS и BS выбросы, обладающие наибольшей кинетической энергией (рис. 3 б).

Далее были сопоставлены значения ускорений FS и BS выбросов типа Halo для 23-го цикла активности 1996–2008 гг. Годы минимума (1996 г.) и роста цикла (1997–1999 гг.) характеризуются, кроме двух случаев, абсолютными значениями а в пределах 45 м/с2. На период максимума (2000– 2002 гг.) приходится основное количество выбросов с большими амплитудами, как ускорений, так и торможений (–50 м/с2 > а > 50 м/с2), что подтверждается результатами исследований в [2]. 12 мая 2000 г. наблюдалось самое сильное торможение выброса (а = –179.7 м/сек2). При этом на расстоянии 20R скорость уменьшилась от значения V = 2604 км/с до V = 2096 км/с.

Для стадии спада цикла (2003–2007 гг.) обнаружена четко прослеживаемая структурированность выбросов, источниками которой были отСолнечная и солнечно-земная физика – 2010», Санкт-Петербург, Пулково, 3 – 9 октября дельные мощные комплексы активности. На рис. 4 тремя вертикальными прерывистыми линиями показаны FS и BS выбросы. Эти выбросы возникли в 3 следующих комплексах активности: октябрь – ноябрь 2003 г. – AR 10486, AR 10484, AR 10488; январь 2005 г. – AR 10720, AR 10718; июль 2005 г. - AR 10786, AR 10792. Причем, в каждом комплексе одна из областей проявляла более высокую активность (они указаны в списке первыми).

По количеству выбросов, обладающих абсолютно высокими значениями ускорений и торможений (–100 м/сек2 > а > 100 м/сек2), стадия спада цикла превосходила фазу максимума. 4 ноября 2003 г. было зафиксировано экстремальное значение ускорения выброса (а = 434.8 м/сек2), позволившее ему разогнаться вблизи Солнца до скорости V = 3731 км/сек.

Рис. 4. Значения ускорения FS и BS выбросов типа Halo в течение 23-го цикла активности. Обозначения FS и BS выбросов, аналогичные рис. 2.

Для всех стадий развития цикла число выбросов типа Halo, движущихся с торможением (248), существенно превышает число выбросов, положительно ускоренных (138).



Pages:     | 1 |   ...   | 3 | 4 || 6 | 7 |   ...   | 8 |


Похожие работы:

«Министерство образования и наук и Российской Федерации Уральский федеральный университет имени первого Президента России Б. Н. Ельцина ФИЗИКА КОСМОСА Труды 43-й Международной студенческой научной конференции Екатеринбург 3 7 февраля 2014 г. Екатеринбург Издательство Уральского университета 2014 УДК 524.4 Печатается по решению Ф503 организационного комитета конференции Редколлегия: П. Е. Захарова (ответственный редактор), Э. Д. Кузнецов, А. Б. Островский, С. В. Салий, А. М. Соболев (Уральский...»

«Тезисы 1-й международной конференции Алтай–Космос–Микрокосм Алтай 1993 Раздел I. Человек и космос в западной, восточной и русской духовных традициях. 6 Новый и ветхий космос. О двух типах микрокосмичности человека А.И. Болдырев, философский факультет МГУ, г. Москва Социально-психологические предпосылки характера и судьбы человека в культурах России и Запада Л.Б. Волынская, социолог, к.ф.н., с.н.с. Института культурологии Министерства культуры РФ и РАН, г. Москва Живая Этика и наука Л.М....»

«[Номера бюллетеней] [главная] Poccийcкaя Академия космонавтики имени К.Э.Циолковского Научно-культурный центр SETI Научный Совет по астрономии РАН Бюллетень Секция Поиски Внеземных цивилизаций НКЦ SETI N15–16/ 32–33 Содержание 15–16/32–33 1. Статьи 2. Информация январь – декабрь 2008 3. Рефераты 4. Хроника Е.С.Власова, 5. Приложения составители: Н.В.Дмитриева Л.М.Гиндилис редактор: компьютерная Е.С.Власова верстка: Москва [Вестник SETI №15–16/32–33] [главная] Содержание НОВОЕ РАДИОПОСЛАНИЕ К...»






 
2014 www.konferenciya.seluk.ru - «Бесплатная электронная библиотека - Конференции, лекции»

Материалы этого сайта размещены для ознакомления, все права принадлежат их авторам.
Если Вы не согласны с тем, что Ваш материал размещён на этом сайте, пожалуйста, напишите нам, мы в течении 1-2 рабочих дней удалим его.